vše o vesmíru

Teorie Velkého třesku byla veškerá hmota vesmíru soustředěna v nulovém objemu a hustota hmoty byla nekonečně velká a teplota rovněž. Tento stav bývá označován "počáteční singularita" nebo pouze "singularita". Takový stav hmoty nedokáže klasická fyzika popsat, a jen ztěží si jej dovedeme představit. Ihned po velkém třesku byl vesmír zaplněn zářením. Rozpínání a tím také ochlazování dalo podnět ke vzniku elementárních částic a atomů. Nakonec se atomy začaly shlukovat a vznikaly tak galaxie, které se vyvinuly do stavu, v jakém je pozorujeme dnes.


Vesmír se prý zrodil ve velmi krátkém okamžiku
Až na samý časový okraj vzniku vesmíru nahlédla americká sonda WMAP. Podle jejího měření se vesmír rozepnul do obrovských rozměrů v triliontině sekundy a nesl v sobě tepelné rozdíly, které daly zárodek jeho budoucí struktuře v podobě planet, hvězd a galaxií.
Závěry měření potvrdily předchozí teorie, které s podobným prudkým rozpínáním vesmíru počítaly, avšak pro jeho existenci chyběly přímé důkazy. Rozpínání se událo po velkém třesku, při kterém explodovalo před 13,7 miliardy let vesmírné jádro, pro které vědci mají název singularita, ale zatím ho nedokáží dnešními fyzikálními zákony popsat.

Důkaz o rychlém počátečním rozpínání vesmíru získala sonda z měření takzvaného reliktního záření, které vzniklo asi 300.000 let po velkém třesku jako doznívající záblesk exploze. Reliktní záření mikrovlnného charakteru, objevené v roce 1963, bylo nejsilnějším a nejpřímějším důkazem teorie velkého třesku.
Reliktní záření přichází rovnoměrně ze všech směrů vesmíru, nicméně již dříve v něm vědci přesnějšími přístroji zjistili kolísání. Teprve sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) toto kolísání změřila s náležitou přesností, a dokázala tak nahlédnout podle vědců s bezprecedentní přesností na samý časový okraj vzniku kosmu.





Sonda zobrazila počáteční vesmír v podobě plochého oválu s modrými a zelenými skvrnami, které označují chladnější místa, a žlutými skvrnami označujícími teplejší části. Bílé linie ukazují, kudy se superhustým vesmírem prodíralo nejstarší polarizované světlo.

Měření rovněž potvrzují v nejzákladnějších obrysech složení vesmíru, který obsahuje jen čtyři procenta známé viditelné hmoty, 22 procent temné hmoty, která není složena z atomů, nevyzařuje a ani nepohlcuje světlo a je měřitelná zatím pouze podle gravitačních účinků. Zbytek vesmíru vyplňuje temná energie, kterou vědci považují za hnací sílu rozpínání. Vesmír se proto rozpíná i dnes, ale mnohem pomaleji než v počátcích.



vesmír
Jedněmi z nejmenších objektů ve vesmíru jsou planety. Ty se seskupují kolem hvězd, kolem kterých obýhají. Takovým seskupením říkáme sluneční soustavy. Sluneční soustava má devět planet včetně Země. Hvězdy jsou pak uspořádány do útvarů, kterým říkáme galaxie. Naši Galaxii píšeme s velkým počátečním písmenem. Dělí se do čtyř kvadrantů.
Všechny galaxie jsou velmi mohutnými útvary a i ony se díky své obrovské gravitaci seskupují do větších struktur - skupin i kup galaxií. A i tyto obří struktury se seskupují do ještě větších celků - supergalaxií (nadkup), které jsou největšími známými strukturami ve vesmíru.







Galaxie je obrovský útvar obsahující hvězdy, mlhoviny, hvězdokupy a mezihvězdný plyn a prach. Naše Galaxie patří spolu s mnoha ostatními do místní skupiny galaxií. Nejkrásnější z nich, Velkou galaxii v Andromedě, můžeme spatřit pouhýma očima.
Historie
Počátkem 20. století vznikl spor, zda všechny pozorované mlhoviny patří do naší Galaxie. Charles Messier a Wiliam Herschel zaznamenali velké množství slabě zářících mlhovin, z nichž mnohé byly eliptického tvaru. Většina astronomů se domnívala, že se jedná o objekty uvnitř naší Galaxie, menšina zastávala neuvěřitelnou myšlenku: Jsou to samostatné objekty, daleko za hranicemi Mléčné dráhy. Tato teze se nakonec ukázala jako pravdivá. Erwin Hubble rozeznal ve vzdálených galaxiích proměnné hvězdy a stanovil tak jejich vzdálenosti: milióny světelných roků. Lidé si tak naráz uvědomili ohromující rozsah vesmíru.
Typy galaxií
Hubble vykonal záslužnou práci při shromažďování dat o galaxiích a jejich třízení. Pracoval tehdy na samé hranici technického pokroku, přesto rozdělil velké množství galaxií do několika skupin. Toto třízení dostalo název Hubbleova klasifikace. Galaxie třídíme podle zploštění, struktury, množství mezihvězdné hmoty, množství mladých hvězd a podle poměru celkové zářivosti galaxie ku její celkové hmotnosti.
ELIPTICKÉ: Nemají spirální ramena, existují obrovské i trpasličí eliptické galaxie, nemají žádné strukturní detaily, hvězdy jsou v nich nesymetricky rozložené, hustota ubývá směrem k okraji. Obsahují starší hvězdy, červené obry, a veleobry. V současné době se v nich netvoří nové hvězdy protože se v nich nachází velmi málo mezihvězdného prachu a plynu. Eliptické galaxie jsou označovány písmenem E a číslem, které charakterizuje jejich eliptické protažení. E0 jsou eliptické galaxie téměř kulové, E9 pak galaxie, které svým tvarem připomínají doutník.
SPIRÁNÍ: Obsahují miliardy až stamiliardy hvězd. Středové oblasti spirálních galaxií obsahují především starší hvězdy, zatímco ve spirálních ramenech se nachází velké množství mlhovin , mezihvězdného plynu a plynu a otevřených hvězdokup. Spirální galaxie obsahují různý počet ramen, které vybíhají z galaktického středu. Spirální galaxie se označují písmenem S a malým písmenem : Sa hodně zavinuté spirální ramena kolem jádra, Sb : průměrně zavinutá ramena, Sc: hodně rozvinutá ramena.
SPIRÁLNÍ GALAXIE S PŘÍČKOU: Podobné normálním spirálním galaxiím. Jejich spirální ramena se ale nenapojují na jádro přímo, ale přes příčku., která se otáčí stejnoměrně spolu s jádrem. Označujeme je písmeny SB a doplňujícím písmenem, které udává stupeň zavinutí ramen SBa hodně zavinuté spirální ramena kolem jádra, SBb : průměrně zavinutá ramena, SBc: hodně rozvinutá ramena.
NEPRAVIDELNÉ: Malé procento galaxií nevykazuje žádné známky pravidel nosti. Značíme je zkratkou Irr (z anglického slova irregular = nepravidelný). Obsahují velké množství mezihvězdné hmoty. Mají obvyklé rozměry od 5 tisíc do 10 tisíc světelných let a obsahují až miliardy hvězd. Jejich původ se vysvětluje obtížněji než u galaxií s jistým prvkem souměrnosti. Nejbližšími nepravidelnými galaxiemi jsou Magellanova mračna.